Bilde avSirius A og Sirius B tatt avHubble-teleskopet. Sirius B, som er enrød dverg, kan ses som en svak prikk med lys nede til venstre for den mye mer lyssterke Sirius A.En kunstners fremstilling av en aldrende hvit dverg.
Enhvit dverg, også kalt endegenerert dverg, er enstjernerest bestående primært avelektrondegenerert materie. Hvite dverger er sværtkompakte, med masser sammenlignbare medsolens og volum sammenlignbare medjordens. En hvit dvergs svakelysstyrke kommer av atutslipp av opplagrettermisk energi.[1] Den nærmeste kjente hvite dvergen erSirius B, som ligger 8,6 lysår unna jorden og er den minste bestanddelen avdobbeltstjernesystemetSirius. Det antas at det finnes åtte hvite dverger blant de hundre stjernesystemene nærmest solen.[2] Den uvanlige lyssvakheten til hvite dverger ble først anerkjent i 1910.[3] Begrepethvit dverg ble skapt avWillem Luyten i 1922.[4]
Hvite dverger anses å være den siste fasen istjerners utvikling (inkludert vår egensol) hvis masse ikke er tilstrekkelig høy til å bli ennøytronstjerne – tilsvarende 97 % av stjernene iMelkeveien.[5] Etter at enhovedseriestjerne med liten eller mediummasse er ferdig med sin periode avfusjonering avhydrogen, vil stjernen ekspandere til enrød kjempe samtidig som den fusjonererhelium tilkarbon ogoksygen i kjernen gjennomtrippel-alfaprosessen. Hvis en rød kjempe har for lite masse til å generer kjernetemperaturen som kreves for å fusjonere karbon, rundt 1 milliard K, vil det bygge seg opp en inert masse av karbon og oksygen i sentrum. Etter at de ytre lagene har blitt kastet ut, og danner enplanetarisk tåke, vil kun kjernen gjenstå. Denne vil danne en hvit dverg.[6] Derfor består hvite dverger vanligvis av karbon og oksygen. Hvis massen til opphavet ligger mellom 8 og 10,5 M☉, vil kjernetemperaturen være tilstrekkelig til å fusjonere karbon, men ikkeneon, hvorpå det kan dannes en hvit dverg av oksygen, neon ogmagnesium.[7] Stjerner med svært lav masse vil ikke være i stand til å fusjonere helium, derav kan hvite dverger av helium dannes av massetap i binærsystemer.[8][9]
Materialet i hvite dverger gjennomgår ikke lengre fusjonreaksjoner, og stjernen har dermed ingen energikilde. Som et resultat av dette, kan ikke den varmen som ble generert gjennom fusjoner motvirke engravitasjonskollaps. Kollapsen forhindres bare avelektron-degenerasjonstrykket, men det er ikke tilstrekkelig til å forhindre at den blir ekstremt kompakt. Fysikken til en degenerering gir en maksimal masse for en ikke-roterende dverg,Chandrasekhars grense på omtrent 1,4 M☉. Forbi dette punktet kan den ikke lengre opprettholdes av elektron-degenerasjonstrykket. En hvit dverg av karbon og oksygen som nærmere seg denne massegrensen kan eksplodere som entype Ia-supernova via en prosess kjent somkarbondetonasjon.[1][6][a]
«Jeg var på besøk hos min venn og generøse velgjører, professor Edward C. Pickering. Med karakteristisk godhet hadde han meldt seg frivilling til å observere spektra for alle stjernene – inkludert sammenligningsstjerner – som hadde blitt observert under observasjonene av stjerneparallaksenr som Hinks og jeg gjorde ved Cambridge, og jeg diskuterte. Dette stykke tilsynelatende rutinearbeid viste seg å være fruktbart – det førte til oppdagelsen av at alle stjerner med svært svak absolutt størrelsesklasse tilhørte spektralklasse M. I samtale om dette temaet (slik jeg husker det), spurte jeg Pickering om visse andre svake stjerner, som ikke var på min liste, og nevnte spesielt 40 Eridani B. Karakteristisk sendte han et notat til observasjonskontoret, og etter kort tid kom svaret (jeg tror fra Mrs. Fleming) om at spekteret til denne stjernen var A. Jeg visste nok om det, i disse paleozoiske dager, til med en gang å innse at det var en ekstrem uoverensstemmelse mellom hva ville da ha kalt 'mulige' verdier av overflatelysstyrke og tetthet. Jeg må ha vist at jeg ikke bare var forvirret, men også slukøret, på grunn av dette unntaket til det som så ut til å være en svært fin regel for stjerneegenskaper, men Pickering smilte til meg og sa: 'Det er bare disse unntakene som fører til fremgang i vår kunnskap', og med det ble de hvite dvergene en del av studiet![b][13]»
Spektraltypen til 40 Eridani B ble offisielt beskrevet avWalter Adams i 1914.[14]
Selv om hvite dverger er kjent å ha estimerte masser så lave som 0,17M☉[15] og så høye som 1,33M☉,[16] har massefordelingen en topp rundt 0,6M☉ og hovedtyngden ligger i området 0,5–0,7M☉.[16] Den estimerte radien til observerte hvite dverger er typisk 0,8–2 % avsolens radius,[17] hvilket er sammelignbart medjordens radius som er 0,9 % av solens. En hvit dverg inneholder dermed mer masse sammenlignet med solen i et volum som typisk tilsvarer en milliondel av solens. Det vil si at den gjennomsnittlige tettheten av materie i en hvit dverg derfor svært grovt må være 1 000 000 ganger så høy som den gjennomsnittlige tettheten av solen, eller omtrent 106 g/cm³, eller 1 tonn per cm³.[1] En typisk hvit dverg har en tetthet på mellom 107 og 1011 kg per kubikkmeter, og er en av de mest kompakte former for materie man kjenner til, bare forbigått avkompakte stjerner slik somnøytronstjerner,sorte hull og, hypotetisk,kvarkstjerner.[18]
Hvite dverger ble funnet å være ekstremt kompakte kort tid etter oppdagelsen. Hvis en stjerne er i etbinærsystem, hvilket er tilfelle med Sirius B og 40 Eridani B, er det mulig å estimere massen ut ifra observasjoner av binærbanen. Dette ble gjort for Sirius B i 1910,[19] hvilket ga en estimert masse på 0,94 M☉ (et mer moderne estimat er 1,00 M☉)[20]. Siden varmere legemer utstråler mer energi enn de kjøligere, kan en stjernes overflatelysstyrke estimeres fra deneffektive overflatetemperaturen, og dét fra densspektrum. Hvis stjernens avstand er kjent, kan den generelleluminositeten også estimeres. Fra luminositet og avstand, kan stjernens overflateareal og radius beregnes. Resonnement av denne typen førte til erkjennelsen av at Sirius B og 40 Eridani B måtte være svært kompakte, til og med over den tids astronomers fatteevne. For eksempel estimerteErnst Öpik tettheten til en rekke synlige binærstjerner i 1916, og fant da at 40 Eridani B hadde en tetthet tilsvarende 25 000 gangersolens, hvilket var så høyt at han kalte det «umulig».[21]Arthur Eddington sa det på en litt annen måte i 1927:
«Vi lærte om stjernene ved å motta og tolke beskjedene som lyset deres ga oss. Beskjeden fra ledsageren til Sirius, da den ble dekodet lød: 'Jeg er sammensatt av et materiale 3 000 ganger tettere enn dere noen ganger har vært borti; et tonn av mitt materiale ville vært en liten klump som dere kunne puttet i en fyrstikkeske.' Hvilket svar kan man gi en slik melding? Svaret som de fleste av oss ga i 1914 var – 'Hold kjeft. Ikke snakk tull.'[c][22]»
Det degenererte materiet som utgjør hoveddelen av en hvit dverg har en svært lavopasitet, fordi enhver absorpsjon av et foton krever at et elektron må gå over til en høyere tom tilstand, hvilket kanskje ikke er mulig ettersom energien til fotonet kanskje ikke passer for de mulige kvantetilstandene for det elektronet; det har også en høytermisk konduktivitet. Som et resultat opprettholder det indre av en hvit dverg en jevn temperatur på omtrent 107K. Et ytre skall av ikke-degenerert materie avkjøles fra omtrent 107 K til 104 K. Dette materiet stråler omtrent som etsort legeme. En hvit dverg forblir synlig over lang tid, etter som det tynne ytre atmosfærelaget av vanlig materie begynner å utstråle ved rundt 107 K, under dannelsen, mens den store indre massen er på 107 K, men denne kan ikke utstråle gjennom skallet av vanlig materie.[23]
Den synlige strålingen fra en hvit dverg varierer over et bredt spekter av farger, fra den blåhvite fargen til enhovedseriestjerne type O til den røde til enrød dverg type M.[24] Deneffektive temperaturen til hvite dverger strekker seg fra over 150 000 K[25] til like under 4 000 K.[26][27] IfølgeStefan-Boltzmanns lov øker lysstyrken med økende overflatetemperatur. Spennet i overflatetemperaturer hos hvite dverger gir dermed lysstyrker på over 100 ganger solens til under 1/10 000 av solen.[27]
Selv om de fleste hvite dverger antas å bestå av karbon og oksygen, viserspektroskopi typisk at det utstrålte lyset kommer fra en atmosfære som observeres som entenhydrogendominert ellerheliumdominert. Det dominerende grunnstoffet er vanligvis 1 000 ganger mer forekommende enn alle andre grunnstoff. Som forklart avSchatzman på 1940-tallet, antas det at den høyeoverflategravitasjonen forårsaker denne renheten ved at den gravitasjonelt separerer atmosfæren slik at de tyngre grunnstoffene befinner seg nederst og de letter over.[28][29]
Rundt 25–33 % av de hvite dvergene har metallinjer i sine spektre, noe som er uvanlig fordi et tungt grunnstoff i en hvit stjerne vil synke inn til stjernens indre i løpet av bare en liten brøkdel av stjernens levetid.[30] Den rådende forklaringen for metallrike hvite dverger er at de nylig harslukt steineteplanetesimaler.[30] Hovedsammensetningen av de slukte objektene kan måles ut fra styrken av metallinjene. For eksempel, konkluderte en studie fra 2015 av den hvite dvergenTon 345 med at forekomsten av metall var konsistent med de til endifferensiertsteinplanet som har fåttmantelen erodert av stjernevind underasymptotisk kjempegren-fasen.[31]
Magnetfelter i hvite dverger med en styrke ved overflaten på ~1 000 000 G (100 T) ble forutsagt avP.M.S. Blackett i 1947 som en konsekvens av en fysisk lov han hadde utarbeidet som slo fast at et uladd, roterende legeme skulle generere et magnetfelt proporsjonalt meddrivmomentet.[32]
^Originalsitat: I was visiting my friend and generous benefactor, Prof. Edward C. Pickering. With characteristic kindness, he had volunteered to have the spectra observed for all the stars—including comparison stars—which had been observed in the observations for stellar parallax which Hinks and I made at Cambridge, and I discussed. This piece of apparently routine work proved very fruitful—it led to the discovery that all the stars of very faint absolute magnitude were of spectral class M. In conversation on this subject (as I recall it), I asked Pickering about certain other faint stars, not on my list, mentioning in particular 40 Eridani B. Characteristically, he sent a note to the Observatory office and before long the answer came (I think from Mrs Fleming) that the spectrum of this star was A. I knew enough about it, even in these paleozoic days, to realize at once that there was an extreme inconsistency between what we would then have called "possible" values of the surface brightness and density. I must have shown that I was not only puzzled but crestfallen, at this exception to what looked like a very pretty rule of stellar characteristics; but Pickering smiled upon me, and said: "It is just these exceptions that lead to an advance in our knowledge", and so the white dwarfs entered the realm of study!
^Originalsitat: «We learn about the stars by receiving and interpreting the messages which their light brings to us. The message of the Companion of Sirius when it was decoded ran: 'I am composed of material 3,000 times denser than anything you have ever come across; a ton of my material would be a little nugget that you could put in a matchbox.' What reply can one make to such a message? The reply which most of us made in 1914 was—'Shut up. Don't talk nonsense.'»
Adams, W. S. (1914). «An A-Type Star of Very Low Luminosity».Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 26: 198.Bibcode:1914PASP...26..198A.doi:10.1086/122337.
Boss, L. (1910).Preliminary General Catalogue of 6188 stars for the epoch 1900 (på engelsk). Carnegie Institution of Washington.Bibcode:1910pgcs.book.....B.LCCN10009645.
Eddington, A. S. (1927).Stars and Atoms (på engelsk). Clarendon Press.LCCN27015694.
Fontaine, G.; Brassard, P.; Bergeron, P. (2001). «The Potential of White Dwarf Cosmochronology».Publications of the Astronomical Society of the Pacific (på engelsk). 113 (782): 409–435.Bibcode:2001PASP..113..409F.doi:10.1086/319535.
Fontaine, G.; Wesemael, F. (2001). «White dwarfs». I Murdin, P.Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics. IOP Publishing/Nature Publishing Group.ISBN0-333-75088-8.
Hambly, N.C.; Smartt, S.J.; Hodgkin, S.T. (1997). «WD 0346+246: A Very Low Luminosity, Cool Degenerate in Taurus».The Astrophysical Journal. 489 (2): L157.Bibcode:1997ApJ...489L.157H.doi:10.1086/316797.
Holberg, J. B. (2005). «How Degenerate Stars Came to be Known as White Dwarfs».American Astronomical Society Meeting 207. 207: 1503.Bibcode:2005AAS...20720501H.
Kepler, S. O.; Kleinman, S. J.; Nitta, A.; Koester, D.; Castanheira, B. G.; Giovannini, O.; Costa, A. F. M.; Althaus, L. (2007). «White dwarf mass distribution in the SDSS».Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (på engelsk). 375 (4): 1315–1324.Bibcode:2007MNRAS.375.1315K.arXiv:astro-ph/0612277.doi:10.1111/j.1365-2966.2006.11388.x.
McCook, George P.; Sion, Edward M. (1999). «A Catalog of Spectroscopically Identified White Dwarfs».The Astrophysical Journal Supplement Series. 121: 1–130.Bibcode:1999ApJS..121....1M.doi:10.1086/313186.
Schatzman, E. (1945). «Théorie du débit d'énergie des naines blanches».Annales d'Astrophysique (på fransk). 8: 143.Bibcode:1945AnAp....8..143S.
Schatzman, E.L. (1958).White Dwarfs. Series in astrophysics (på engelsk). North-Holland; Ex - Lib edition.ASINB0000CJW9C.
Shipman, H.L. (1979). «Masses and radii of white-dwarf stars. III – Results for 110 hydrogen-rich and 28 helium-rich stars».The Astrophysical Journal (på engelsk). 228: 240.Bibcode:1979ApJ...228..240S.doi:10.1086/156841.
Sion, E. M.; Greenstein, J.L.; Landstreet, J.D.; Liebert, J.; Shipman, H.L.; Wegner, G.A. (1983). «A proposed new white dwarf spectral classification system».The Astrophysical Journal. 269: 253.Bibcode:1983ApJ...269..253S.doi:10.1086/161036.
Van Den Bos, W. H. (1926). «The orbit and the masses of 40 Eridani BC».Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands. 3: 128.Bibcode:1926BAN.....3..128V.
Werner, K.; Hammer, N. J.; Nagel, T.; Rauch, T.; Dreizler, S. (2005). «On Possible Oxygen/Neon White Dwarfs: H1504+65 and the White Dwarf Donors in Ultracompact X-ray Binaries».14th European Workshop on White Dwarfs. 334: 165.Bibcode:2005ASPC..334..165W.arXiv:astro-ph/0410690.
Kawaler, S. D. (1997). «White Dwarf Stars». I Kawaler, S. D.; Novikov, I.; Srinivasan, G.Stellar remnants. 1997.ISBN3-540-61520-2.
Shapiro, Stuart L.; Teukolsky, Saul A (1983).Black holes, white dwarfs, and neutron stars: the physics of compact objects. New York: Wiley.ISBN0-471-87317-9.
Wickramasinghe, D. T.; Ferrario, Lilia (2000). «Magnetism in Isolated and Binary White Dwarfs».Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 112 (773): 873–924.Bibcode:2000PASP..112..873W.doi:10.1086/316593.
Provencal, J. L.; Shipman, H. L.; Hog, Erik; Thejll, P. (1998). «Testing the White Dwarf Mass‐Radius Relation withHipparcos».The Astrophysical Journal. 494 (2): 759–767.Bibcode:1998ApJ...494..759P.doi:10.1086/305238.
Gates, Evalyn; Gyuk, Geza; Harris, Hugh C.; Subbarao, Mark; Anderson, Scott; Kleinman, S. J.; Liebert, James; Brewington, Howard; m.fl. (2004). «Discovery of New Ultracool White Dwarfs in the Sloan Digital Sky Survey».The Astrophysical Journal. 612 (2): L129.Bibcode:2004ApJ...612L.129G.arXiv:astro-ph/0405566.doi:10.1086/424568.
